التمدد المتري للفضاء

التمدد المتري للفضاء، هو متوسط نسبة الزيادة المترية في المسافة بين الأجسام في الفضاء بحساب الزمن.

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

 فهم التوسع في الكون

تفاصيل رياضية

منذ اكتشاف تمدد الكون في عام 1929، أصبح علماء الكونيات مقتنعين بأن هذا التوسع سوف يتباطأ بسبب الجذب الثقالي في الكون. لكن أرصاداً عديدة تمت خلال العقود القليلة الأخيرة بينت خطأ هذا اليقين: فالكون يتمدد وفق إيقاع يصبح أكثر فأكثر سرعة، تحركه طاقة غريبة مجهولة تماماً. ولا يخفى على أحد التنافس المتزايد بين علماء الفيزياء الكونية لتفسير طبيعة هذه الطاقة التي لم تفصح عن هويتها لأحد بعد.

هكذا أصبح العلماء الكونيون مقتنعين اليوم بأن الكون في معظمه مكون من طاقة سوداء، تتعارض آثارها مع الجاذبية. لكن طبيعة هذه الطاقة لا تزال سراً مستعصياً أكثر من أي سرّ طرحت الفيزياء سؤاله حتى الآن. وأصبح البحث عن الطاقة العاتمة محور البحث الرئيسي في علم الكونيات المعاصر، وتضاعفت التجارب التي تحاول إثبات أو معرفة طبيعة هذه الطاقة. ذلك أن الطاقة السوداء تدفع علماء الكونيات إلى مفترق حاسم: هل الكون بحاجة إلى فيزياء جديدة؟

 كيف أصبح الكون عاتماً؟

يجتمع نخبة علماء الفيزياء الفلكية والكونية كل سنتين في مؤتمر تكساس Texas Symposium في فرصة هامة لهم لطرح أعمالهم الهامة والجديدة. في عام 1998 عقد هذا المؤتمر في باريس. وكان الجميع بانتظار هذا المؤتمر. ذلك أن سول پرلموتر Saul Perlmutter، من مختبر لورانس بركلي في كاليفورنيا، وبريان شميت Brian Schmidt من جامعة جونز هوبكنز في مريلاند، كانا قد جاءا إلى باريس ليعرضا في المؤتمر نتائجهما الثورية كما وصفت آنذاك.

Animation of an expanding raisin bread model. As the bread doubles in width (depth and length), the distances between raisins also double.

 اتساع الفضاء

كانت المفاجأة التي قدماها أن الكون يتوسع بشكل متسارع على عكس ما كان يعتقد طيلة سبعين سنة بأنه سيتباطأ. أما السبب، فهي ظاهرة غريبة سرعان ما أطلق عليها "الطاقة السوداء"، وهذه الطاقة السوداء تشكل النسبة الكبرى من بنية الكون وفق كل من برلموتر وشميت.

مرت عشر سنوات على هذا الإعلان للاكتشاف المفاجئ، ظهرت خلالها ردود ودراسات لا تقل مفاجأة وأهمية. لكن لم يستطع أي رد أو نقد توجيه دحض حاسم لهذه الفرضية الجديدة. بل على العكس تم إثباتها من خلال العديد من الأرصاد والمقاربات الفلكية. وبالنتيجة، فإن العلماء الذين يشككون اليوم بوجود هذه الطاقة العاتمة في الكون أصبحوا قلة أو حتى نادرين.

مع ذلك يعترف العلماء أن الجهود التي بذلت خلال العقد الأخير لم تستطع الاقتراب أو الإفصاح عن طبيعة هذه الطاقة. وبدورها فإن المناهج النظرية التي حاولت وصفها بدت غير كافية أو حتى مؤهلة. بل إن الطاقة العاتمة تبدو اليوم في بعض جوانب البحث أكثر غموضاً مما كانت عليه عند اكتشافها منذ عشر سنوات.

 الانزياح نحو الأحمر

لكي ندرك تماماً التحديات التي تطرحها الأفكار الجديدة لا بد من العودة بسرعة إلى الوراء قليلاً. ففي بداية القرن العشرين كان يعتقد أن الكون ستاتيكي وغير متغير، وذلك ببساطة لأنها كانت الفرضية الأكثر بساطة ظاهرياً، وأن الفضاء لم يكن يخضع لأي تغير أو تمدد خاص. لكن الأرصاد التي أنجزت في عام 1929 على يد الفيزياء الأمريكي إدوين هبل غيَّر هذه الرؤية للكون بشكل جذري. فقد لاحظ هبل أن أطياف الضوء الصادر عن المجرات القريبة من مجرتنا كانت منزاحة نحو أطوال الموجة الكبيرة ـ أي الأحمر، ضمن طيف الضوء المرئي. وكان هذا الانزياح يعني أن المجرات تتحرك مسرعة بل وكان يعطينا مقدار سرعتها. وكانت هذه السرعة تتعلق بمسافة أو بعد المجرة. فكلما كانت أبعد كلما كانت سرعتها أكبر، وعرف هذا التناسب بقانون هبل.

لقد برهنت هذه النتيجة أن الكون لم يكن مستقراً بل متمدداً. وقدمت أيضاً البرهان الأكثر مباشرة في ذلك الوقت أن الكون البدئي كان فائق الكثافة. واستنتج العلماء أن الكون كان يتمدد منذ تلك اللحظة بشكل منتظم، تحت ضغط السرعة البدئية المكتسبة من الانفجار الكبير البدئي.

وخلال نصف قرن تلا هذا الاكتشاف اقتنع الفيزيائيون الفلكيون والكونيون أن قوة الجاذبية التي تخضع لها كافة أشكال المادة في الكون كانت تبطئ هذا التوسع. ومن الصحيح أن الأجسام التي تشكل الكون تنجذب باتجاه بعضها بعضاً تحت تأثير قوة الجاذبية، مما يبطئ بالتالي سرعتها النسبية. وهكذا يمكن أن ينتهي توسع الكون بل وربما ينعكس ضاغطاً الكون فيما يشبه "الانكماش الكبير".

 كواشف الفوتونات

مرة أخرى كان يستحيل البرهان بشكل حاسم على ذلك بسبب عدم القدرة على قياس التوسع، والتحقق من قانون هبل للمسافات الكبيرة جداً. ذلك أنه في سماء الفلكيين لم يكن ثمة أي نجم بعيد بقدر كاف، أو يلمح بدرجة كافية للإشارة إلى السرعة التي كانت تنتقل فيها النجوم منذ عدة مليارات من السنين.

استمر ذلك حتى بداية التسعينيات، ففي ذلك الوقت، وبفضل تقدم التكنولوجيا، مثل بناء كواشف جديدة للفوتونات، بدأ علماء الكونيات يستفيدون من نمط معين من السوبرنوفا، أو المتجددات الجبارة، وهو مصطلح يشير إلى الظاهرات الناجمة عن انفجار نجم. سمي هذا النمط من السوبرنوفا Ia من قبل علماء الفيزياء الفلكية، وهي قليلة جداً، ووقتية جداً، إنما من أكثر النجوم لمعاناً على الإطلاق. وهي بشكل خاص تتميز بسطوع متماثل جداً، أكثر بكثير من المجرات التي درسها هبل. ومن هنا كانت فكرة استخدامها كـ "مشاعل مرجعية": فالعلاقة بين سطوعها المطلق والظاهري يشير إلى بعدها، ويشير انزياح طيف إصدارها إلى سرعتها. وهكذا أصبح بالإمكان قياس التباطؤ المزعوم للتوسع الكوني.

 سوبرنوفا قليلة اللمعان

لكن الأمر تطلب عدة سنوات لتطوير أجهزة تصوير تسمح برصد واكتشاف وتسجيل وتحليل سطوع عينة ممثلة لنجوم السوبرنوفا. تلكم كانت الأهداف التي وضعها فريقا كل من برلمتر وشميدت. وكان عدد كبير من الفلكيين متشككاً حول حظوظهم في النجاح. في عام 1998 كان هذان الفريقان الأولين اللذين أعلنا نتائج أبحاثهما التي ارتكزت على دراسة نحو ستين سوبرنوفا ترجع إلى فترة ما بين مليار وستة مليارات سنة.

هنا كانت المفاجأة الكبيرة: فالسوبرنوفا كانت في المتوسط أقل لمعاناً بنسبة 25% وأكثر بعداً مما كان متوقعاً. وكان لا بد من القبول عندها أن المسافات كانت تزداد بسبب توسع متسارع للكون، الذي كان يتمدد وفق إيقاع متزايد السرعة أكثر فأكثر. غير أن كوناً مكوناً من المادة فقط كان لا بد أن ينتهي إلى توسع متباطئ. أما التسارع فكان مرتبطاً بالتالي بشكل طاقة ذات طبيعة "مختلفة" كما وصفت في البداية.

 الخلفية الكونية الإشعاعية

كان تحليل سطوع السوبرنوفا البعيدة يفترض أن تسارع التوسع الكوني يوافق ظاهرة حديثة نسبياً في تاريخ الكون، وترجع إلى نحو خمس مليارات سنة تقريباً. أما قبل ذلك، فكان التوسع يتباطأ، حيث كان يسيطر عليه بوضوح تأثير المادة. ويعني ذلك إنه على عكس كثافة المادة، التي تنحل وتنخفض مع التوسع، فإن كثافة الطاقة السوداء كانت تظل غير ملحوظة أمامها (أو قليلة جداً): لقد كانت نسبة الطاقة السوداء تزداد بالتالي مع التوسع الكوني. والمشكلة هنا أن هذا التصور الجديد لم يكن يتوافق مع أي من الألواح المعروفة التي كتبت عليها نظريات وقوانين الفيزيائيين الفلكيين.

وكان لا بد لقبول وجود الطاقة السوداء بشكل فعلي من دعمها بأرصاد مستقلة. وجاء الرصد الأول بفضل معرفة أكثر دقة بالخلفية الإشعاعية للكون، وهي عبارة عن إشعاع كهرمغنطيسي صدر منذ نحو 380000 سنة بعد الانفجار الكبير، عندما بدأ الكون يبترد وانفصلت المادة عن الضوء. وهذا الإشعاع البدئي يمكن رصده في أطوال موجة مليمترية، ويأتي الأرض من كافة الاتجاهات بطريقة متجانسة عموماً، إنما غير كاملة، لأن تخلخلات دقيقة رصدت فيه على مستوى فائق الضآلة.

ومن أجل رسم خريطة لهذه التخلخلات والحد إلى أقصى درجة من امتصاص الأشعة البدئية هذه في الغلاف الجوي الأرضي، أطلق في عام 1998 بالون إلى طبقة الستراتوسفير (سمي Boomerang) وذلك فوق منطقة القطب الجنوبي. وبعد سنتين قام بتزويد العلماء بقياسات أدق بأربعين مرة من المعطيات السابقة لديهم.

 التأرجحات الصوتية

حقق ذلك تقدماً ثميناً جداً على أكثر من صعيد. فتوزع التخلخلات في الإشعاع البدئي الكوني يرتبط مباشرة بهندسة الكون ـ الذي يكون مسطحاً وفق النتائج التي حصل عليها البالون بومرانغ. وتسمح معرفة هذه الهندسة بالتالي بحساب كثافة الكون. ولكن عند مقارنة هذه الكثافة مع الكثافة المادية الموجودة والمرصودة للكون نحصل على انزياح أو فارق بمقدار نحو 70 %! أي على كمية مطابقة لنسبة الطاقة العاتمة كما تم قياسها وتحديدها اعتماداً على رصد السوبرنوفا. وبدءاً من عام 2003، وحتى فترة قريبة جداً، في ربيع عام 2008 قدم القمر الصنعي الأمريكي ويماب WMAP خرائط أكثر دقة أيضاً وتفصيلاً للإشعاع الخلفي للكون. وتشير الحسابات المؤسسة على هذه الأرصاد إلى أن الطاقة العاتمة تشكل 72 % من الكون.

سمحت مقاربة مختلفة تماماً بحسم هذه النتائج. وقد اعتمدت على دراسة ظاهرة ناجمة هي أيضاً عن الشروط التي كانت سائدة بعد الانفجار الكبير بفترة بسيطة: هي "التخلخلات الصوتية الباريونية". ففي ذلك الحين كان ثمة قوتان متعاكسان في طبيعتهما تتنافسان على زعامة الكون: قوة الضغط الإشعاعي، التي تمارسها الفوتونات، ومن جهة أخرى قوة الجاذبية.

أدى هذا التنافس بين القوتين إلى ولادة أمواج الضغط، المقارنة بالأمواج الصوتية، التي كانت تنتشر في الكون البدئي بتواتر وسرعة محددين. وعندما انتهى الأمر بالمادة والضوء إلى الانفصال، لعبت هذه الأمواج الصوتية دوراً حاسماً في توزع كثافة المادة ـ وبشكل خاص في المسافة الفاصلة بين كل مجرة ومجرة.

في عام 2005، وهي السنة التي اكتشفت فيها هذه الأمواج للمرة الأولى، أصبح من الممكن للمرة الأولى حساب كثافة المادة من خلال طريقة تجريبية جديدة. ومن جهة أخرى، كانت هذه الطريقة أقل بكثير اتساماً باللايقين من تلك التي كانت تعتمد على قياسات الخلفية الإشعاعية للكون. وهنا أيضاً جاءت النتائج لتبرهن أن المادة لم تكن تمثل سوى نحو ربع كوننا. وكانت هذه النتائج هي التي أقنعت أكثر الفلكيين وعلماء الكونيات تزمتاً بأننا نعيش فعلاً في كون تسيطر عليه الطاقة السوداء، إذ لم يعد هؤلاء بحاجة إلى العودة إلى أرصاد السوبرنوفا للوصول إلى هذه النتيجة.

ولكن ما هي طبيعة هذه الطاقة التي تشكل النسبة الكبرى من الكون؟ يظل السؤال مطروحاً اليوم بلا إجابة. ذلك أن الطاقة السوداء لا تصدر إشعاعاً. فلا يمكن رصدها إذاً ولا دراستها بشكل مباشر. فما الذي سوف يهتم به النظريون الذين يحاولون فهم وشرح طبيعة هذا الشكل الغامض من الطاقة؟

 تموجات الفراغ

جذبت إحدى النظريات في البداية العلماء كنظرية واعدة وجرت دراسات كثيرة حولها. وهي تصف الطاقة السوداء كـ "ثابتة كونية" تستطيع بمقياس توسع متسارع للكون أن تغطي العديد من الوقائع الفيزيائية - التي لا يمكن تمييزها من خلال الأرصاد. ووفقاً لأكثر الأفكار قبولاً وشيوعاً حول هذه الثابتة، فإنها توافق تجلي ظاهرة كوانتية. وترتكز هذه الظاهرة على وجود تخلخلات على المستوى الكوانتي تملأ الفضاء كله، حتى الذي نصفه بـ"الفراغ". وتخلق هذه التخلخلات الجسيمات بشكل دائم وتحرض انعداماً لها أيضاً. وكلما كان الكون والفضاء الذي يملؤه يتوسعان، كلما كانت الجسيمات أكثر عدداً. إنها تخلق كثافة وضغطاً ثابتين، هما بعبارة أخرى كثافة وضغط الطاقة السوداء.

مع ذلك تعاني هذه النظرية من مشكلة أساسية. ذلك أنه وفقاً لحسابات الفيزيائيين الكوانتيين فإن طاقة تخلخلات الفراغ يجب أن تكون (في حدها الأدنى) أكبر بـ1060 مرة لكي توافق الطاقة العاتمة. وفي الوقت الحالي فإن الحسابات والمطابقات النظرية الضرورية تستبعد هذا الحل. ولهذا لا بد من مطابقة نموذج آخر، وثمة في هذا الاتجاه العديد من الأبحاث العلمية التي نشرت لمحاولة إيجاد أساس نظري للطاقة السوداء.

وقد حاز أحد هذه النماذج بعض النجاح في عام 2004 و2005. وهو يقول بوجود شكل جديد من الطاقة سمي بـ "الجوهر الخامس" من قبل مخترعيه، معتمدين في ذلك على مفهوم كان سائداً في العصور القديمة للإشارة إلى الأثير، العنصر الخامس الذي يصعب العثور عليه أو الإمساك به مع العناصر الأخرى الأربعة التي تشكل الوجود وهي الهواء والماء والتراب والنار. ووفق هذا النموذج فإن الكون ممتلئ بالجوهر الخامس هذا، وإسهامه في الكثافة الكونية هو الذي يسهم في التسارع الكوني. وعلى عكس القائلين بالثابتة الكونية، فإن أصحاب فكرة الجوهر الخامس يصفون الطاقة السوداء كجوهر ديناميكي، تختلف كثافته وضغطه تبعاً للزمن. غير أن معاملات هذا النموذج حددت وفق طريقة أكثر عشوائية ولا تقدم في المقابل تنبؤات بظواهر كثيرة.

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

 تعديل النسبية العامة

ثمة فئة ثالثة من التفسيرات، تعود جذورها إلى فترة أقدم، تذهب إلى حد وضع معادلات أينشتين في ميزان إعادة النظر: فهذه المعادلات في رأي هذا الاتجاه لا تعود صحيحة على المستويات الكبرى للكون المعتبرة، ومن ممثلي هذا الاتجاه خوزيه سانتياگو José Santiago من مختبر فرمي لاب قرب شيكاغو، وجوشن ولر Jochen Weller من جامعة كوليج لندن، وقد طرحا تفسيراتهما في عام 2006. وبالنسبة لهما، فإن العلاقة المفترضة بين التوسع ومحتواه ليست صالحة كما هي مطروحة. ومع ذلك فإن كل تعديل للنسبية العامة يتطلب البقاء متوافقين مع العديد من الاختبارات التي جاءت لتؤكد صحتها، وخاصة على مستوى المجموعة الشمسية. وهذا يعني وجود الكثير من الموانع التي تعيق مثل هذا التعديل النظري الكبير.

نشير أخيراً إلى محور رابع للأبحاث، وهو الأكثر طموحاً وفي الوقت نفسه للتعارض الأكثر محافظة، طالما أنه لا يفترض أي تعديل لقوانين الفيزياء ولا أي جوهر مادي جديد ذي طبيعة افتراضية. وتعود أصول الأبحاث في هذا المحور إلى نحو عقد من الزمن فقط، لكنها مرت بمرحلة تجديد وانبعاث في عام 2007 مع الأعمال التي قدمها فيزيائيون فلكيون مثل توماس بوشير Thomas Buchert من جامعة ليون في فرنسا، ودافيد ويلتشاير David Wiltshire من جامعة كانتربري في إنكلترا.

ينتقد هذان العالمان العلاقة القائمة بين الانزياح الطيفي للأجسام الفلكية (وخاصة السوبرنوفا منها) ومسافاتها، هذه المسافات التي تستند أساساً في قياسها إلى فرضية كون متجانس. وهكذا فقد اقترحت آلية لتفسير كيف أن لاتجانسات يمكن أن تغير انتشار الضوء على مسافات بعيدة، لكن تعقيد الحسابات المطروحة كما وتعقيد الكون الناتج عنها دفع العلماء عموماً للحذر أمام الطرح الجديد. إن معظم علماء الفيزياء الفلكية يعتبرون أن أثر هذه اللاتجانسات يظل ضعيفاً، وهم لا يستطيعون في الوضع الراهن التراجع عن وجود الطاقة السوداء.

 المعادلة الأساس

إن البحث عن فهم للطاقة السوداء يشتمل بشكل أساسي على حذف بعض هذه الفرضيات. ومن أجل ذلك، تتركز الأبحاث حالياً على اكتشاف تغير محتمل، في الزمان، لكثافة الطاقة السوداء. وتهدف الأبحاث إلى تحديد معادلة أساس لكثافة هذه الطاقة السوداء، التي يجب أن تكون عبارة عن علاقة تصف النسبة بين الضغط والكثافة المميزين لهذا الجوهر أو الطاقة.

وتتأتى التحديدات الأكثر دقة حول هذه المعادلة الأساس من المعطيات المتعلقة بمسافات أكثر من 70 سوبرنوفا. وقد تم الحصول على هذه المسافات بفضل كاميرا ذات حقل واسع جداً تم بناؤها خصيصاً في وكالة الفضاء الأوروبية، وركبت على تلسكوب كندا ـ فرنسا ـ هاواي في المحيط الهادئ. وتأتي هذه المعطيات الناجمة عن قياس هذه المسافات في صالح قيمة ثابتة لكثافة الطاقة السوداء. غير أن وجود تغير في هذه الكثافة سوف يستبعد على سبيل المثال وجود ثابتة كونية، الأمر الذي يؤيد ويدعم نظريات وجود الجوهر الخامس.

لقد أطلقت برامج عديدة وطموحة في هذا السياق. ويرتكز الجزء الأساسي منها من جديد على رصد السوبرنوفا إنما هذه المرة بأعداد أكبر بكثير تصل إلى عشرات الآلاف بل إلى مئات الآلاف وذلك من خلال تجهيزات أكثر دقة بكثير من السابق. لكن نتائج هذه الأبحاث لن تظهر قبل ستة إلى سبعة أعوام. وحتى ذلك الوقت، سنعيش على الأرجح مع فكرة أننا نحيا في كون الجزء الأعظم من مادته وطاقته خفي عنا ومجهول تماماً بالنسبة لعلمائنا!

 لمحة عامة عن المقاييس

المقالة الرئيسية: Metric (mathematics)

 السباق إلى رصد الطاقة السوداء

تحاول المشاريع المخصصة لرصد الطاقة السوداء، أكانت مشاريع على الأرض أم في الفضاء، تحقيق قياسات أفضل وأدق لتسارع التمدد الكوني. والهدف منها هو الوصول إلى معامل ضغط يصل إلى العشرة. نبدأ من معمل المرايا في مرصد ستيوارد، في توسن، أريزونا، بتاريخ 28 مارس 2008. ففي فرن هائل يدور حمل نحو 24 طناً من زجاج خاص إلى درجة حرارة وصلت إلى أكثر من 1100 درجة. وكان ذلك بمثابة إعلان عن صناعة أول مرآة بقطر 8.4 م للمرصد المستقبلي Large Synoptic Survey Telescop (LSST). وكان هذا التلسكوب واسع الحقل قد صمم على يد أنتوني تيسون J. Anthony Tyson من جامعة كاليفورنيا، وروجر أنجل Roger Angel، مدير معمل المرايا في مرصد ستيوارد في أريزونا: إنه مرصد يرتكز بشكل مائل على قمة كيرو باشون Cerro Pachon في شيلي، وهو مزود بكاميرا دقتها 3.2 مليار بيكسل، وستكون قادرة على أن ترصد بسرعة وبشكل مستمر أجزاء واسعة من السماء تصل مساحتها إلى أربعين بدراً (أي ما يساوي عشر درجات مربعة). إنها استطاعة أكبر بعشر مرات مما تستطيعه الكاميرا ميغاكام في تلسكوب كندا فرانس هاواي التي تعتبر إحدى أكثر الكاميرات حساسية ومقدرة حالياً في العالم. وهكذا سيكون بإمكان هذه الكاميرا الجديدة أن تغطي السماء كلها التي تقع فوقها خلال ثلاث ليال فقط. أما عن هدفها فهو أن ترصد بالدرجة الأولى "أثر العدسات الثقالية الضعيفة" على مليارات المجرات البعيدة والسوبرنوفا من أجل أن يتمكن العلماء من قياس أفضل لتسارع التمدد الكوني. ونشير هنا إلى أن تمويل المشروع الذي تصل تكلفته إلى 400 مليون دولار يأتي من مصادر عامة وخاصة. فقد ساهمت مؤسستا شارل سيمونيي Charles Simonyi وبيل غيتس Bill Gates بثلاثين مليون دولار في البداية. ولما تبين أن العائدات الفلكية الناجمة عن هذا المشروع تهم جميع الناس، فقد دخلت في عام 2007 على خط المساهمة مؤسسة غوغل الشهيرة أيضاً. وينتظر أن يبدأ التقاط أولى الصور في عام 2014.

 التجهيزات على الأرض

من بين المشاريع الكبرى على الأرض حيث أصبحت دراسة الطاقة السوداء أولوية لدى علماء الكونيات خلال السنوات الأخيرة، يظهر لنا الـ Large Synoptic Survey Telescop (LSST).كأكثر هذه المشاريع طموحاً. وهو يندرج في خط البرامج التي دخلت حيز التنفيذ والتي سوف تصبح قيد العمل قبيل عام 2015، مثل Canada-France-Hawaï Legacy Survey وPan-STARRS، وBOSS، وDark Energy Survey. إن هدف كافة هذه المشاريع هو رصد أجزاء واسعة جداً من السماء على مسافات بعيدة جداً، بحثاً عن أجسام بعيدة وظاهرات فيزيائية دقيقة: ومنها السوبرنوفا والحشود المجرية، وأثر العدسات الثقالية الضعيفة، أو أيضاً التخلخلات الصوتية الباريونية.

لكن مهما كانت قدرة المرصد الأرضي كبيرة فإنها لن تستطيع التخلص كلية من التشويش الناجم عن الغلاف الجوي الأرضي. ولهذا بدأ التحضير فعلياً لبعثات فضائية هدفها البحث عن الطاقة السوداء. ويقدر أنها ستبدأ العمل في الوقت نفسه مع المشاريع الأرضية. يسمى أولها Joint Dark Energy Mission (JDEM)، وقد أسسته ناسا ووكالة الطاقة في أمريكا في إطار برنامج يسمى "ما بعد أينشتين Beyond Einstein"، وكان قد أطلق في عام 2004. وقد أجريت خلاله عدة اختبارات انتقائية، وانتهى الأمر بالإبقاء على ثلاثة تصورات في عام 2006 وهي لا تزال تتنافس فيما بينها. أولها هو SuperNova Acceleration Probe (SNAP)، وهو عبارة عن تسلكوب فضائي بقطر 1.8 متر، وسيرصد نحو 2000 سوبرنوفا بعيدة ويقيس أثر العدسات الثقالية الضعيفة. ويدير المشروع سول برملتر من مختبر لورانس بركلي الوطني في كاليفورنيا، وهو أحد مكتشفي تسارع التوسع الكوني في عام 1998.

 المشاريع الفضائية

والمشروع الأكثر جدية لـ SNAP هو Adept، وهو عبارة عن تسلكوب فضائي بقطر 1.2 متر. ويهتم بالسوبرنوفا والتخلخلات الصوتية الباريونية BAO. والفريق الذي يديره لا يقل أهمية عن الفريق السابق وقد تشكل منذ ثلاث سنوات فقط ويأتي في رئاسته شارل بنيت Charles Bennett من جامعة جون هوبكنز في بالتيمور، وكان قد قاد بعثة القمر WIMAP الذي قدم خارطة مفصلة للخلفية الإشعاعية الكونية التي تعود إلى نحو 380000 سنة بعد الانفجار الكبير للكون. ويضم الفريق أيضاً بين صفوفه آدم ريس Adam Riess وكان أحد أعضاء الفريق الثاني عندما اكتشف تسارع التمدد الكوني. إن التنافس بين الفريقين سيُحسم خلال الأيام القليلة القادمة وسنعرف من الذي سيقود العمل الفضائي في عام 2015 للبحث عن الطاقة العاتمة في الكون.

أما بالنسبة لأوروبا فلها أيضاً بعثتها وتسمى Euclid وهو عبارة عن تسلكوب فضائي بقطر 1.2 متر مزود بمقياس طيفي ومخصص لرصد أثر العدسات الثقالية الضعيفة والتخلخلات الصوتية الباريونية BAO.

 قانون هبل

 التضخم كتفسير للتوسع

The expansion of the universe proceeds in all directions as determined by the Hubble constant today. However, the Hubble constant can change in the past and in the future dependent on the observed value of density parameters (Ω). Before the discovery of dark energy, it was believed that the universe was matter dominated and so Ω on this graph corresponds to the ratio of the matter density to the critical density ($\Omega _{m}$).

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

 قياس المسافة في الفضاء

المقالة الرئيسية: comoving coordinates

 دليل الرصد

Figure 5a. A diagram depicting the expansion of the universe and the appearance of galaxies moving away from a single galaxy. The phenomenon is relative to the observer. Each dot represents a galaxy. Object t1 is a smaller expansion than t2. Each section represents the movement of the red galaxies over the white galaxies for comparison. The blue and green dots are markers to show which galaxy is the same one in the subsequent box.

 المصادر المطبوعة

• Eddington, Arthur. The Expanding Universe: Astronomy's 'Great Debate', 1900-1931. Press Syndicate of the University of Cambridge, 1933.
• Liddle, Andrew R. and David H. Lyth. Cosmological Inflation and Large-Scale Structure. Cambridge University Press, 2000.
• Lineweaver, Charles H. and Tamara M. Davis, "Misconceptions about the Big Bang", Scientific American, March 2005.
• Mook, Delo E. and Thomas Vargish. Inside Relativity. Princeton University Press, 1991.
• [1]
• [2]

 وصلات خارجية

• Swenson, Jim Answer to a question about the expanding universe
• Felder, Gary, "The Expanding universe".
• NASA's WMAP team offers an "Explanation of the universal expansion" at a very elementary level
• Hubble Tutorial from the University of Wisconsin Physics Department
• Expanding raisin bread from the University of Winnipeg: an illustration, but no explanation
• "Ant on a balloon" analogy to explain the expanding universe at "Ask an Astronomer". (The astronomer who provides this explanation is not specified.)
• Researched Essay: "The Big Bang" - Proof that the Universe is Expanding